AU Microscopii: differenze tra le versioni
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|parallasse= {{M|100,59|1,35|u=mas}}
|designazioni_alternative_stellari=[[catalogo Gliese|GJ]] 803, CD -31°17815, [[Catalogo Henry Draper|HD]] 197481, LTT 8214, GCTP 4939.00, [[catalogo SAO|SAO]] 212402, Vys 824, LDS 720 A, [[catalogo Hipparcos|HIP]] 102409.
|mappa=no
}}
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== Osservazione ==
{{Mappa di localizzazione IAU
|mappa = Mic
|nome = AU Microscopii
|RA = {{RA|20|45|09,5318}}
|DEC = {{DEC|-31|20|27,238}}
|didascalia = Posizione della stella nella costellazione del Microscopio
|float = left
}}
AU Microscopii si trova nella parte nord-occidentale della piccola costellazione del Microscopio; essendo di magnitudine 8,6 non è visibile a [[occhio nudo]] ma è sufficiente un [[binocolo]] o un piccolo [[telescopio]] per poterla individuare.
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== Caratteristiche fisiche ==
[[File:HD197481 2MASS JBAND.png|thumb|left|upright=
AU Microscopii è una tipica [[nana rossa]] di classe M, con una [[massa (fisica)|massa]] circa la metà della [[massa solare]] ed un [[raggio (astronomia)|raggio]] del 75% di [[raggio solare|quello del Sole]].<ref name=Martioli/><ref name="DELZANNA2002">{{cita pubblicazione|lingua=en|nome1 = G.|cognome1=Del Zanna|nome2=M.|cognome2=Landini|nome3=H. E.|cognome3=Mason |titolo = Spectroscopic diagnostics of stellar transition regions and coronae in the XUV: AU Mic in quiescence|rivista = Astronomy and Astrophysics|volume = 385 |numero = 3 |data = aprile 2002|pagine = 968–985|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A&A...385..968D |doi = 10.1051/0004-6361:20020164}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|lingua=en|url = https://www.sciencemag.org/cgi/content/full/sci;303/5666/1982|titolo = Nearby Planetary Disks|autore = D. Mouillet|rivista = Science|volume = 303|numero = 5666|pagine = 1982–1983|data = 26 marzo 2004|doi = 10.1126/science.1095851|id=PMID 15044792}}</ref> La bassa [[Temperatura efficace|temperatura superficiale]], di circa 370 [[Kelvin|K]],<ref name=Martioli/> associata ad un'altrettanto piccola superficie radiante restituisce un valore della [[Luminosità (astronomia)|luminosità]] equivalente a un decimo della [[luminosità solare|luminosità della nostra stella]].<ref name = "LINSKYETAL82">{{cita pubblicazione|lingua=en|nome1 = J. L.|cognome1=Linsky|nome2=P. L.|cognome2=Bornmann|nome3=K. G.|cognome3=Carpenter|etal=sì|titolo = Outer atmospheres of cool stars. XII - A survey of IUE ultraviolet emission line spectra of cool dwarf stars|rivista = The Astrophysical Journal|data = 15 settembre 1982| numero = 1|volume = 260|pagine = 670–694|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1982ApJ...260..670L|doi = 10.1086/160288}}</ref>
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== Sistema planetario ==
=== Il disco di detriti ===
[[Image:Debris disk AU Mic HST.jpg|
AU Microscopii ospita un [[cintura asteroidale|disco di detriti]], risolto otticamente per la prima volta nel 2003.<ref name = "KALASETAL04" /> Il disco si mostra di taglio dal [[sistema solare]]<ref>{{cita pubblicazione|lingua=en|nome1 = P.|cognome1=Kalas|nome2=J. R.|cognome2=Graham|nome3=M. |cognome3=Clampin |titolo = A planetary system as the origin of structure in Fomalhaut's dust belt| rivista = Nature|volume = 435|data = 23 giugno 2005|pagine = 1067–1070|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Natur.435.1067K|doi = 10.1038/nature03601|numero = 7045 |id=PMID 15973402}}</ref> e possiede un raggio di almeno {{M|200|ul=UA}}; una simile distanza dalla stella fa sì che i materiali del disco non vengano da essa distrutti.<ref name = "KALASETAL04" /> Il disco presenta un rapporto tra le masse del gas e delle polveri di non più di 6:1, decisamente inferiore rispetto a quello solitamente considerato come il valore primordiale di 100:1;<ref name = "ROBERGEETAL05">{{cita pubblicazione|lingua=en|nome1 = A.|cognome1=Roberge|nome2=A. J.|cognome2=Weinberger|nome3=S.|cognome3=Redfield|nome4=P. D.|cognome4=Feldman|titolo = Rapid Dissipation of Primordial Gas from the AU Microscopii Debris Disk |rivista = The Astrophysical Journal|data = 20 giugno 2005| volume = 626|numero = 2|pagine = L105–L108|url =http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...626L.105R|doi = 10.1086/431899}}</ref> per questa ragione il disco è definito "povero di gas" (''gas-poor''). La quantità complessiva delle polveri visibili nel disco è stimata sulla [[massa lunare]], mentre si ritiene che la massa dei [[Planetesimo|planetesimi]] più grandi da cui queste avrebbero origine sarebbe di almeno sei masse lunari.<ref>{{cita pubblicazione|lingua=en|nome1 = C. H.|cognome1=Chen|nome2=B. M.|cognome2=Patten|nome3=M. W.|cognome3=Werner|nome4=C. D.|cognome4=Dowell|nome5=K. R.|cognome5=Stapelfeldt|etal=sì|titolo = A Spitzer Study of Dusty Disks around Nearby, Young Stars|rivista = The Astrophysical Journal|data = 1º dicembre 2005|volume = 634|numero = 2|pagine = 1372–1384|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...634.1372C|doi = 10.1086/497124}}</ref>
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